Géologie Générale BCG / SVI-STU, S1 / AU 2023-2024 PDF

1 Module de Géologie Générale BCG / SVI-STU, S1 / AU : 2023-2024 Responsable du module : Professeur CHAPITRE I : ASSAOUD SIHAM  2 INT...

1 Module de Géologie Générale BCG / SVI-STU, S1 / AU : 2023-2024 Responsable du module : Professeur CHAPITRE I : ASSAOUD SIHAM  2 INTRODUCTION AUX SCIENCES DE LA TERRE I/ Définition. La Géologie La géologie du grec « Gêo » (terre) et « logos » (science) est une science qui prend en compte les systèmes complexes qui régissent l’évolution du milieu naturel à l’échelle de la planète Terre dans l’Univers. Parmi les sciences de la nature, la géologie peut être nommée à bon droit la science maîtresse, car c'est elle qui ouvre véritablement l'histoire et la connaissance de toutes choses, en indiquant à l'homme son origine et celle de la terre qu'il habite. Elle a, en effet, pour objet immédiat, l'étude de la structure du globe terrestre. C'est à elle qu'il appartient de définir la composition, l'allure et les relations mutuelles des diverses masses minérales qui constituent la partie accessible à nos investigations, et où sont renfermées tant de substances nécessaires à la satisfaction de nos besoins. Elle étudie les parties du globe accessibles à l’observation et élabore des hypothèses qui permettent de reconstituer leur histoire et d’expliquer leur agencement. On parle aussi de géologie d’une région pour désigner l’ensemble des caractéristiques géologiques de cette région. Ce terme peut éventuellement être étendu à des activités équivalentes s’exerçant sur d’autres planètes ou sur leurs satellites. Avec la révolution scientifique, la géologie est passée du stade descriptif à un stade explicatif voir prédictif avec les capacités de modélisation. La prise en compte des notions d’espace et de temps des équilibres géosphère-biosphère impliquent un rôle fondamental des sciences de la terre dans les domaines de l’environnement et de la santé. La géologie permet la maîtrise des interactions air-eau-sol- biosphère, la gestion des eaux souterraines (hydrogéologie) et la prévention des catastrophes naturelles. C’est une science qui étudie donc le fonctionnement de la Terre. Cette Terre sans cesse en mouvement et qui depuis la nuit des temps nous livre ses ressources minérales et énergétiques. La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance croissante au Soleil. Il s'agit de la plus grande et la plus massive des quatre planètes telluriques (rocheuses), les trois autres étant Mercure, Vénus et Mars (Fig. 1). Fig. 1 : Les planètes du système solaire Généralement les Sciences de la Terre et de l’Univers regroupent les sciences dont l'objet est l'étude la Terre et de son environnement spatial. La Terre sert de modèle à l'étude d'autres planètes dites telluriques. Depuis que des sondes spatiales permettent d'explorer d'autres objets du système solaire, la Géologie étudie la Lune, les planètes et leurs satellites naturels, les astéroïdes, les météorites et les comètes. On parle plus généralement des Sciences de la Terre et de l'Univers La Terre se trouve dans la zone habitable du Système solaire; elle est principalement composée de fer (32,1%), d'oxygène (30,1%), de silicium (15,1%), de magnésium (13,9%), de soufre (2,9%), de nickel (1,8%), de calcium (1,5%) et d'aluminium (1,4%), le 1,2% restant consistant en de légères traces d'autres éléments. La biosphère terrestre désigne toutes les formes de vie de la planète. La notion de biosphère désigne à la fois un espace vivant et un processus dynamique sur la planète Terre (depuis l’apparition de la vie il y a environ 4 milliards d'années jusqu'à ce jour).  3 L'hydrosphère terrestre est un terme désignant l'ensemble des zones d'une planète où l'eau est présente. Il s’agit de l'eau sous sa forme liquide (océans, fleuves, eaux souterraines..), sous forme solide (glaciers, banquise...) ou sous sa forme gazeuse (vapeur d’eau) Le cycle géologique terrestre c’est l’enchaînement de phénomènes internes d’orogenèse (Formation de montagnes) et de phénomènes externes d’érosion/sédimentation. La durée se mesure en dizaines voire centaines de millions d’années. Au cours de chaque cycle des reliefs ont surgi à la surface du globe, puis ont été érodés jusqu’à être aplanis Aujourd’hui, les sciences de la Terre élargissent de plus en plus leur domaine aux interactions atmosphère-hydrosphère-lithosphère-asthénosphère. Les relations océan, continent et atmosphère sont à l’ordre du jour par les changements climatiques actuels qu’enregistre notre planète. Le développement de l’informatique et de l’électronique de ces dernières décennies, ont donné aux géologues d’autres outils d’investigation comme la télédétection, le paléomagnétisme, la gravité, la sismique, le flux thermique, la géochimie qui ont ouvert aux géologues de nouveaux métiers. Le géologue a pour rôle aussi de limiter les conséquences des crues, d’évaluer les zones à risques, de lutter contre la pollution des sous-sols, de traiter les déchets ménagers et industriels, de recycler les matériaux de construction, de trouver de nouvelles sources d’énergie et des ressources minérales. Il intervient dans l’aménagement du territoire, dans l’environnement, dans le génie civil, dans les mines et les carrières, dans l’extraction des hydrocarbures et de l’eau. La géologie offre aussi de nombreuses spécialités qui ont acquis leur autonomie : comme la géophysique, l’hydrogéologie, la géologie des hydrocarbures, la cartographie, la géochimie, la biogéochimie, le génie minier, la géologie de l’environnement, l’océanographie, la géologie de l’ingénieur, la télédétection, l’archéologie, la climatologie, la géologie économique et la métallogénie. Sans oublier les sciences fondamentales en géologie comme la sédimentologie, la géologie structurale, la minéralogie, la pétrographie et la pétrologie, la sismologie, la volcanologie, la stratigraphie et la paléontologie et d’autres disciplines. (fig.2). 2. Buts de la géologie La géologie est une science qui met l’accent sur l’étude du solide terrestre, des roches qui le composent et des processus qui y entraînent des changements. Elle donne de l’information sur le passé de la Terre, y compris l’évolution de la vie et les anciens climats. La géologie revêt une importance commerciale pour l’exploration minière et l’évaluation des ressources naturelles. Elle aide aussi à trouver des solutions aux problèmes environnementaux et permet de prévoir et de comprendre les catastrophes naturelles. a/ Buts scientifiques : Elle s’applique à reconstituer l’histoire de la formation et de l’évolution de la surface terrestre et de la vie sur terre. On sait aussi que les continents ont changé de position, que le climat, les animaux et la végétation se sont modifiés au cours des temps. Certains de ces phénomènes sont perçus d’après les traces fossiles (empreintes de la vie du passé) contenues dans les roches. La géologie offre les clés primordiales qui servent à découvrir l’intérieur terrestre. Et on a pu ainsi connaitre la structure interne de notre planète. Cette structure est la cause de beaucoup de phénomène qui se déroulent à la surface tels l’évolution géodynamique de la planète, le volcanisme, les séismes, la naissance des montagnes et des océans. b/Buts économiques : Elle est impliquée dans la fourniture de la majorité des ressources nécessaires à l’Industrie, incluant l’énergie, les ressources minérales, l’eau et les denrées alimentaires. Un large éventail d’activités vitales dépend de la géologie, incluant la gestion des déchets que nous produisons ; les travaux de génie civil indispensables à la construction d’immeubles, de routes, de tunnels etc. Elle s’intéresse aussi à la résolution d’un grand nombre de problèmes environnementaux comprenant la contamination des sols par les substances industrielles. Le travail des géologues dans la compréhension de l’origine des désastres et des risques naturels est essentiel, à la fois, pour déclencher des alertes et réduire leurs effets. La garantie d’une eau potable, propre et disponible ainsi que la disponibilité de différents services liés à la conservation des écosystèmes dépendent de la compréhension, à la fois, de la géologie souterraine et de ses multiples interactions avec les processus superficiels.  4 L’approvisionnement dans le futur en ressources énergétiques est lié grandement au savoir-faire géologique, appliqué à une foule de contextes, depuis la phase d’extraction des ressources jusqu’aux énergies renouvelables et à l’utilisation des terrains superficiels pour stocker le dioxyde de carbone et les déchets nucléaires. L’Homme moderne a de plus en plus besoin d’énergie pour faire tourner ses machines, après avoir presque épuisé les réserves du pétrole, du charbon et du gaz. Il s’oriente vers le solaire, le vent et les marées en utilisant d’autres matériaux pour maîtriser l’emploi de ces sources d’énergies. L’Homme du futur continuera de puiser les matériaux de la Terre, de les transformer et de les adapter à ces nouveaux besoins. Les métiers de géologues évoluent en fonction des avancées scientifiques. Le géologue est un homme de terrain mais aussi un homme de laboratoire qui analyse les observations du terrain, les échantillons récoltés et de plus en plus les données recueillies par les satellites et les drones. Fig.2 : Nombreuses spécialités en Géologie Comme débouchés et insertion professionnelle, les métiers visés sont : - Géologue, - Ingénieur géologue, - Mines et carrières (Recherche de ressources minières et pétrolières), - Géophysique de surface, - Gestion des ressources en eau (hydrogéologie, hydraulique, bassins versants). - Pollution des sols et de l’environnement (Environnement et Protection des ressources naturelles, Archéologie, Agriculture, Aménagement, Gestion des déchets domestiques, industriels et nucléaires), - Protection du littoral (Gestion et exploitation des milieux côtiers, étude des milieux océaniques), - Gestion des risques naturels (volcanologie, glissements de terrain, tsunamis, etc.) - Géotechnique (génie civil) - Enseignement (Education et Formation dans les établissements du Secondaire ou Universitaires  5 CHAPITRE II L’UNIVERS ET LE SYSTEME SOLAIRE I/ Introduction L'univers ou cosmos est l’ensemble de tout ce qui existe, inclus l’espace extraterrestre. Il s'étend de l'infiniment petit à l'infiniment grand. C’est donc l’ensemble de tous les corps célestes. Un corps céleste est un objet extra-terrestre visible dans le ciel : exp. les étoiles. La Cosmologie est l’étude de la structure, de l’origine et de l’évolution de l’Univers. L’Astronomie est la science des corps célestes. (Céleste est un mot qui est relatif au ciel). L’astronomie est beaucoup plus qu’une science : elle est notre lien génétique avec l’Univers. L'Astrophysique est l'étude des propriétés physiques des corps célestes. *Unité Astronomique : Pour mesurer des distances dans le système solaire, on utilise l’Unité Astronomique. 1 Unité Astronomique (UA) correspond à la distance séparant la Terre du Soleil soit environ 150 000 000 km. 1 UA = 150 000 000 km.  distance Terre-Soleil = 1 UA  distance Soleil-Neptune = 30 UA *Année-lumière : Pour mesurer les distances entre les étoiles, galaxies ou amas de galaxies on utilise l’année-lumière. L’année-lumière est la distance parcourue par la lumière en 1 année dans le vide. Sachant que la vitesse de la lumière dans le vide est de 300 000 km/s = 3. 108 m/s et qu’une année représente 365 jours, alors : 1 AL = 365 (jours) x 24 (h) x 3600 (s) x 3 x 108 (m/s) = 9,46. 1015 m = 9.46. 1012 km. 1 AL= 9,46. 1015 mètres  Distance Soleil-Proxima du centaure = 4,2 AL Cette distance signifie que si on pouvait se déplacer à la vitesse de la lumière, il faudrait 4,2 ans pour atteindre Proxima. De même la lumière provenant de Proxima met 4,2 ans à nous parvenir, lorsqu’on l’observe depuis la Terre, on la voit telle qu’elle était il y a 4,2 années. C’est pour cela que l’on dit : « Voir loin, c’est voir dans le passé » II/ Les particules élémentaires de l’Univers Jusqu'en 1964, on croyait qu'il n'existait que trois particules élémentaires constitutives de l'atome : l'électron, le proton et le neutron. Cependant, de nombreuses particules avaient été détectées. Les constituants de base de la matière se répartissent en deux groupes les quarks et les leptons. a/ Les quarks (Fig.4) les protons et neutrons sont constitués de quarks. On distingue six types de quarks (Fig.3). Les deux plus légers, up et down, forment la matière ordinaire. Chacun de ces quarks porte une charge électrique (quark up = +2/3 et quark down, = -1/3. Fig.3 : Types de Quarks Le proton est composé de trois particules liées par l’interaction forte, deux quarks up et un quark down. (Fig.4). De même un neutron est formé deux quarks down et un quark up Fig.4 : Protons et Neutrons  6 La taille des quarks est inférieure à 10-18 m; soit au moins mille fois plus petite que la taille d'un nucléon (proton ou neutron) qui est de l'ordre de 10-15 m. Les quarks sont incapables d'exister seuls. b / Les leptons Les leptons sont de six types (Fig.5). L'électron ( e-) est chargé négativement, gravite autour du noyau atomique chargé positivement. L'antiélectron est appelé positron. Fig.5 : les leptons c/ L’antimatière Pour chaque particule, existe une antiparticule qui lui est opposée et qui est de très courte durée de vie. Une particule et son antiparticule peuvent s'annihiler mutuellement lorsqu'elles rentrent en contact, étant alors intégralement converties en énergie suivant l'équivalence E=mc2. d/ Quelles sont les forces fondamentales ? Tous les processus physiques, chimiques ou biologiques connus peuvent être expliqués à l'aide de seulement quatre forces fondamentales : *la gravité, responsable de la pesanteur, de la marée ou encore des phénomènes astronomiques, *l'électromagnétisme : permet la cohésion des atomes en liant les électrons et le noyau. *la force nucléaire forte: permet la cohésion des noyaux atomiques en liant les protons et les neutrons entre eux. En l’absence de cette force les protons, chargés positivement, devraient se repousser par la force électromagnétique. Elle assure également le lien entre les quarks (Fig.6). Fig.6 : l'interaction forte, * la force nucléaire faible : est responsable de la radioactivité β qui permet les réactions nucléaires. Elles sont la source d'énergie du Soleil. La radioactivité naturelle est aussi une source d'énergie pour maintenir le magma en fusion. Ces quatre forces sont portées par leurs particules comme indiqué ci-dessous (Fig.10). *la force gravitationnelle par les gravitons *force électromagnétique par les photons *la force nucléaire forte par les gluons *force nucléaire faible par les bosons e/ La structure lacunaire Le diamètre d’un atome est de l’ordre de 10-9 m. Le noyau et les électrons sont très petits par rapport au volume de l’atome. Il y a beaucoup de vide dans un atome (99.9%). L’atome a donc une structure lacunaire comme l’univers. Que ce soit à l'échelle de des atomes, ou de l’univers on retrouve toujours une structure lacunaire où les différents éléments sont séparés par de grandes étendues de vide III/ Les empreintes lumineuses des atomes Quand un atome absorbe un photon de lumière visible, l'énergie de ce photon peut exciter un des électrons vers un niveau d'énergie supérieur. Apres l’'électron va ainsi rapidement retomber vers son état initial en émettant un photon. Ainsi, en étudiant les couleurs de la lumière émise par un atome, on peut déterminer à quel élément chimique il appartient à partir de son spectre d'émission. Les empreintes lumineuses d'un élément chimique donné sont uniques et elles différent d'un élément à l'autre. Ce comportement des atomes vis avis de la lumière a beaucoup renseigné sur la composition chimique de notre univers.  7 IV/ Modèle Standard de la Cosmologie Les deux principales caractéristiques de l’Univers sont : *il est homogène et isotrope à grande échelle *il est en expansion. L’Univers contient 75% d’énergie noire, 21% matière noire et 4% matière ordinaire normale. V/ Théorie de big-bang Il y a environ 13.8 milliards d'années l'Univers est né dans des circonstances inconnues, car les lois physiques qui régissent notre Univers ne semblent pas pouvoir s'y appliquer. La conception de "Grosse Explosion" dite big bang suggère que le cosmos résulte d'un point de densité infinie où toutes les lois connues de l’espace et du temps n'ont pas lieu. Le big bang marque l'instant zéro de l'Univers qui, à son origine, n'a rien en commun avec celui que nous connaissons : la densité de matière et la température sont très grandes. 1/ Les événements de la création de l’Univers a/ 0 à 10-43 secondes : Domaine de la superforce - Température de 1032K appelée température de Planck. - Temps de Planck ou chronon: 5,391 10-44 seconde - taille 10-35 cm distance de Planck (Fig.12) - Son énergie, égale à toute celle qui règne encore aujourd’hui dans tout l’univers, est de 1019 giga électronvolts (GeV). - densité de Planck est elle aussi affolante : 1094 fois celle de l’eau. -Les 4 forces fondamentales seront mis en jeu ensemble; et unifiées en une seule interaction. C'est pourquoi on appelle cette étape : domaine de la superforce (quatre forces fondamentales de la nature : force gravitationnelle, force électromagnétique et les forces nucléaires forte et faible). Dimensions de planck sont : Fig.7 : distance de planck b/10-43 à 10-35 seconde -Température est toujours de 1032 K. - La gravitation apparait. - La force électronucléaire faible et forte et l’électromagnétisme sont unis. A cette époque l'Univers ne contient pas de matière au sens conventionnel du terme c/ 10-32 seconde : l'inflation Le volume de l'Univers augmente d'un facteur 1027. Cette étape est dite période d’inflation; elle correspond à une grande expansion qui a dépassé la vitesse de la lumière. d/ 10-12 secondes : La naissance des quarks L’univers termine sa période d’inflation pour entrer en période d’expansion. Il a maintenant la taille d’une orange et sa température est descendue à 1025K. A cet instant apparaissent les premières briques élémentaires de la matière : les quarks. Avec les quarks, naissent en même temps les anti-quarks. Le tout s’annihilant à chaque rencontre en créant un photon (particule de lumière). Dans ce combat à mort, les quarks baignent donc dans un bain de lumière. L’univers est alors une soupe de quarks et d’antiquarks en perpétuelle matérialisation / annihilation.  8 Mais ce processus ne se déroule bien évidemment pas de façon parfaitement symétrique. En effet, un infime excédent de matière va apparaître. Une brisure dans la symétrie : pour 1 milliard d’antiquarks créés, il y aura 1 quark de plus, qui sera donc le seul survivant à la grande annihilation. e/ 10-6 secondes : l’ère des hadrons Elle est caractérisée par la formation des hadrons, (des particules constituées de quarks et de gluons). Les hadrons se forment à la suite de la baisse de la température de l'Univers sous la barre des 1013 degrés. À cette température, l'interaction forte amène les quarks à se lier pour former les protons et neutrons. À la fin l'ère hadronique, il ne reste plus de quarks isolés et la création proton, neutron est terminée. f/ 1s secondes : la naissance des leptons Les températures se situent entre 1012K et 109K. Toutes les forces sont différenciées. Électrons et neutrinos se forment. Ces nouvelles particules légères sont regroupées sous le nom de leptons. À la fin de cette période, les photons sont majoritaires dans l’univers. Mais ils entrent en interaction avec les électrons, ce qui les empêche de naviguer librement.. g/ Trois minutes : La nucléosynthèse primordiale = formation de noyaux atomiques. La température chute à 106 °K. Elle est suffisamment basse pour que les protons et neutrons puissent s’assembler. Les protons seuls forment des noyaux d'hydrogène. Les protons et neutrons qui se rencontrent, peuvent aussi s'assembler pour former des noyaux d'hélium (2 protons + 2 neutrons). Cette phase se nomme la nucléosynthèse primordiale. La matière de l'Univers se compose alors des noyaux d'atomes suivants : 75% d'hydrogène H 25% d'hélium He Les électrons sont toujours libres car ils sont encore très énergétiques. Ils ne se lient donc pas encore aux noyaux pour former les atomes H (hydrogène) et He (hélium). h/ 380 000 ans : recombinaison Cette époque est caractérisée par une chute de la température (104 °K) due à la dilution de l'Univers par expansion. Il en résulte un calme relatif des forces nucléaires qui permettent à la matière de se stabiliser. La chute de température et de densité de l'Univers permet aux photons de cesser d'interagir avec la matière : ils vont pouvoir enfin traverser l'Univers sans obstacle Fig.8 Fig.8 : Libération des photons Pendant cette époque l’Univers devient transparent et la lumière est libérée. Ces rayonnements ont été actuellement captés par les astrophysiciens : c'est le "rayonnement fossile" de l'Univers, vestige du big bang (Fig.9). Fig.9 rayonnement fossile Découverte En 1964, Penzias et Wilson entament leurs études avec une antenne de 6 mètres. Cet instrument a été conçu pour capter les signaux de l’un des premiers satellites de télécommunication, Écho. Il est installé sur la colline de Crawford, à Holmdel. À leur surprise, les scientifiques tombent sur un étrange bruit de fond radio qui vient de toutes les directions du ciel. Les mois suivants, l’expérience sera renouvelée. On la débarrassera d’une "substance diélectrique blanche" laissée par un couple de pigeons au creux du détecteur. Mais rien n’y fait. Le signal intrigant persiste. Il serait issu des profondeurs du cosmos. Ces derniers auraient été émis à une époque ancienne.  9 Première caractéristique relevée : le signal apparaît très homogène dans tout le ciel. Les spécialistes disent qu’il se comporte de manière "isotrope". Son intensité reste constante, quelle que soit la direction de visée. Seconde propriété : la température effective du rayonnement trouvée environ trois degrés au-dessus du zéro absolu : c’est-à-dire 3 kelvins. Il serait né à l’époque où l’Univers avait une température de 3 000 degrés. Lorsque les atomes se sont crées, les photons ce sont libérés. L’Univers devient alors transparent. Les rayonnements voyageaient librement - pendant des milliards d’années - jusqu’à nos détecteurs. La "lumière du big bang" aurait ainsi cheminé pendant 99,99% de l’histoire du cosmos. Cependant, l’expansion s’est poursuivie et les dimensions de l’espace se sont accrues d’un facteur 1 000. Dès lors, le rayonnement s’est affaibli et refroidi en conséquence. Sa température a été divisée par 1000. Elle a atteint les 3 degrés absolus constatés. Les arguments de l’expansion : *La découverte du fond diffus cosmologique. * On observe des galaxies dont la lumière est plus ou moins décalée vers le rouge, En appliquant l'hypothèse que cela provient d'un mouvement de la source, par effet Doppler, on en a déduit que, les sources s'éloignent de nous d'autant plus vite qu'elles sont déjà plus loin. La lumière d’un objet céleste possède une vitesse radiale significative est sujette à l'effet Doppler. Sa longueur d'onde augmentera si l'objet s'éloigne et diminuera s'il se rapproche. Si l'objet est fixe aucun décalage n'est observable (Fig. 10). Fig. 10 : Effet Doppler et décalage vers le rouge La vitesse d'éloignement relative d’une galaxie par rapport à une autre est proportionnelle à la distance qui les sépare (intervalle exprimée en Megaparsec), et peut être calculée avec la constante de Hubble qui est la vitesse d'expansion de notre univers : Ho = 73 km/sec/Msec (environ) avec un Megaparsec =3,086 1019 km Le décalage vers le rouge et la présence du fonds cosmique son des témoins fort du big- bang et l’expansion de l’univers. 2/ La nucléosynthèses stellaire L’hydrogène et l’hélium ont été formés essentiellement au tout début de l’histoire de l’Univers. C’est ce que l’on appelle la nucléosynthèse primordiale. Les autres éléments du tableau périodique jusqu’au fer (Fe) ont été formés à l’intérieur des étoiles. C’est la nucléosynthèse stellaire. Les éléments plus lourds que le fer ont été formés lors de l’explosion des étoiles (supernovae). C’est la nucléosynthèse explosive. Enfin certains éléments légers (lithium, béryllium, bore) ont été essentiellement formés dans le milieu interstellaire par collision entre les rayons cosmiques et les noyaux atomiques. C'est les réactions de spallation. Les premiers noyaux formés sont ceux de l’hydrogène et d’hélium. La contraction d’un nuage de gaz et de poussières (les nébuleuses gazeuses) donne naissance aux étoiles. Au cœur desquelles se produisent des réactions nucléaires qui en font une source de lumière et de chaleur. Lorsque la température au centre de la protoétoile devient suffisante (supérieure à 10 millions de degrés) les  10 réactions thermonucléaires se déclenchent : quatre noyaux d’hydrogène se combinent pour donner un noyau d’hélium. Cette réaction s’accompagne d’un dégagement important d’énergie. L’énergie libérée permet de maintenir le cœur de l’étoile stable pendant des milliards d’années. Lorsque l’hydrogène est épuisé au cœur de l’étoile elle se contracte et sa température augmente. Si la température atteint 100 millions de degrés, la fusion des noyaux d’hélium se déclenche et donne naissance à des noyaux de carbone et d’oxygène selon les réactions suivantes : Lorsque l’étoile aura consommé tout son hélium, le cœur va se contracter à nouveau. A température de 800 millions de degrés, les noyaux de carbone 12 fusionnent pour donner naissance au néon et au magnésium selon les réactions : A 2 milliards de degrés, les noyaux d’oxygène fusionnent en silicium et en soufre selon les réactions : A des températures supérieures à 3 milliards de degrés, les noyaux de silicium sont brisés par les photons on forme le fer le noyau le plus stable dans l’Univers. Les principales réactions qui se produisent sont les suivantes : La structure de l’étoile est alors composée d’un noyau de fer enveloppée de couches concentriques dont la composition correspond du centre vers l’extérieur aux produits de fusion successifs : silicium, soufre, oxygène, néon, carbone et hélium. L’enveloppe externe est composée d’hydrogène. C’est la structure en « pelure d’oignons » (figure 11) Fig.11: La structure en « pelure d’oignons 3/ La nucléosynthèse explosive Les étoiles massives continuent de grossir et de synthétiser des éléments de plus en plus lourds à cause de l'élévation de la température (5 milliards °K). A un moment donné l'énergie thermique dépassera l'énergie de liaison des nucléons. Il en résulte une explosion : c'est la supernova. La matière qui est projetée dans l’espace lors de l’explosion est soumise à un très important flux de neutrons qui s’échappe de l’étoile à neutrons. Les noyaux les plus lourds (jusqu’à l’uranium) sont ainsi formés par capture rapide de neutrons par les noyaux issus de différentes phases de combustion de l’étoile dans les couches externes de la supernova qui explose. C’est le phénomène de nucléosynthèse explosive. 4/Réactions de spallation. La formation de certains noyaux moins légers tels que le lithium (Li), le béryllium (Be) et le bore (B) s’explique par des réactions de spallation. Ces derniers se caractérisent par l’action du rayonnement cosmique (flux de particule à haute énergie présent dans l’espace) qui fait éclater les noyaux atomiques lourds (carbone, azote, etc.) présents dans le milieu stellaire en produisant ces trois éléments. C’est ce qui explique leur rareté dans l’Univers. Ainsi tous les éléments chimiques de la table de Mendeleïev sont présents dans l’Univers. 5/La phase interstellaire Le milieu interstellaire est composé de restes de supernovas et de nébuleuses planétaires. C'est un milieu froid de quelques dizaines de degrés, favorable aux réactions nucléaires électromagnétiques. Il  11 en résulte la formation d'atomes à partir des noyaux et la combinaison de l'hydrogène avec les éléments lourds pour former des molécules complexes parmi lesquelles on distingue l'eau, l'ammoniac et des molécules organiques. Ces dernières se présentent sous forme de pellicules de glace sur la poussière et elles ont la possibilité de se recombiner grâce au rayonnement cosmique. 6/la phase planétaire La présence de molécules complexes dans le milieu interstellaire favorise la formation de planètes. L'évolution moléculaire se poursuit à la suite d'une condensation de la poussière interstellaire en noyaux de plus en plus gros en absorbant les petits. Ces processus finissent par une synthèse de nouvelles molécules et donnent naissance à des planètes.. 7/Résumé sur l’évolution du Big-Bang *t=0 : Big Bang *->t=10-43 s : ère de Planck *t=10-43 s : Mur de Planck * t=10-35 s : transition de phase *->t=10-32 s : inflation *->t=10-12 s : La naissance des quarks *->t=10-4 s : ère hadronique *->t=1s : ère leptonique (Electron) * t=3-20min : Nucléosynthèse (formation de noyau d’hydrogène et d’hélium) *t=380 000 ans : recombinaison (formation des atomes d’hydrogène et d’hélium) * 180 millions d'années : les premières étoiles * 500 millions d'années : les premières galaxies * 4 milliards d'années : premiers amas de galaxies * 6 milliards d'années : l'énergie noire prend le relais * 9,4 milliards d'années : naissance du Soleil et des planètes Notre système solaire ne fait que le tiers de l'âge de l'Univers. Il s'est formé lorsqu'un nuage de gaz s'est effondré en une étoile. Un disque de gaz et de poussière a alors entouré notre Soleil naissant et a fini par donner les planètes, dont notre Terre, la planète bleue II- Architecture de l’univers Le mouvement et la position de toutes les particules dans l’espace sont gérés par la gravitation. Les étoiles et toutes les autres formes de la matière se regroupent en systèmes : 1) Les Galaxies Une galaxie est un ensemble d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires dont la cohésion est assurée par la gravitation. Les galaxies présentent une grande diversité de taille et de forme. Elles sont formées par le bulbe, la composante sphérique ou sphéroïdale, et le disque (Fig.12). Des bras spiraux sont généralement visibles sur le disque. La forme de ces divers éléments détermine la "séquence" de Hubble, correspondant au diagramme de Hubble. SO Fig.12 : Diagramme en diapason de Hubble illustrant la classification des galaxies. A gauche : galaxies elliptiques (type dit précoce), à l'intersection des branches : galaxies lenticulaires ou S0, sur la branche supérieure du diapason : galaxies spirales, sur la branche inférieure : galaxies spirales barrées.  12 a/ Les galaxies spirales ( Exp. Voie lactee):Les bras des spirales sont issus de la compression de la matière à cause de la rotation de la galaxie. Les galaxies spirales barrées sont caractérisées par le fait que les bras spiraux s'étendent à partir des extrémités d'une « barre » qui traverse le bulbe galactique. b/Les galaxies elliptiques: elles n'ont pas de structures évidentes, à part leur symétrie elliptique ou sphérique. Elles sont composées en majorité d'étoiles âgées c/Les galaxies lenticulaires (S0) sont des galaxies à disque sans bras spiraux bien définis. Elles représentent la transition entre une galaxie elliptique et une galaxie spirale. d/Les galaxies irrégulières : ne représentent que 10 % des galaxies, elles sont riches en matières interstellaires et pauvres en éléments lourds. 2) Les nébuleuses (Fig.13) : Vaste nuage de matière interstellaire (composée de poussières et de gaz) où la densité est nettement supérieure à celle de l'espace interstellaire. Le gaz est un mélange de molécules variées : en plus de l'hydrogène moléculaire (H2) qui est majoritaire, on y trouve des alcools, de l'ammoniac, des aldéhydes (proches des sucres) et de l'eau. Cet amas de gaz peut provenir d'une explosion unique d'une nova ou d'une supernova. Les étoiles se forment à l'intérieur de certaines nébuleuses. Fig.13 : Nébuleuse et matière interstellaire 3/ Amas de galaxies Les galaxies se regroupent au sein d’amas. Les galaxies peuvent se lier entre elles par leur force de gravitation et former des amas de galaxies d’une dizaine de millions d’années-lumière. Celui auquel appartient la Voie lactée est appelé « le Groupe local » (Fig.14). L’univers compterait environ 25 milliards d’amas de galaxies. Fig.14 : le Groupe local 4/ Superamas Les amas se regroupent au sein de superamas, des structures gigantesques, de l’ordre de 150 millions d’années-lumière. Le Groupe Local appartient au superamas de la Vierge. Dans l’univers visible, il y aurait quelque 10 millions de superamas. * Laniakea Laniakea a un diamètre de plus d’un demi-milliard d’années-lumière. Il englobe le superamas de la Vierge, dont fait partie la Voie lactée 5/ Filaments (Fig.15 ) Les superamas s’organisent enfin en filaments, comme un réseau tridimensionnel en toile d’araignée. Fig.15 : Filaments  13 Entre les superamas, il existe donc d’immenses zones de vide (l’univers est dit « lacunaire 6) Les étoiles Une étoile, corps céleste le plus abondant dans l’univers. C’est un astre à l'intérieur duquel se produisent des réactions de fusion thermonucléaire. La détection des étoiles est facilitée grâce à leur rayonnement. Ainsi, plusieurs milliers d'étoiles sont visibles à l'œil nu. Les étoiles prennent naissance dans une nébuleuse primordiale, à partir des nuages de matières interstellaires gigantesques présents dans l'univers après le Big bang. Après un événement déclencheur, la matière va à l'appel de sa propre gravité, se contracter et se réchauffer. Le nuage se décompose alors en plusieurs nuages plus petits, mais plus denses, qui se contractent à leur tour. Les premiers embryons stellaires apparaissent. La contraction gravitationnelle du cœur et l’accrétion de la matière des zones externes sont les seules sources d’énergie à ce stade. a) La nucléosynthèse On appelle nucléosynthèse l’ensemble des réactions nucléaires qui se sont produites soit lors de la naissance de l’Univers observable (nucléosynthèse primordiale) ou qui se produisent par transformation et synthèse des différents éléments chimiques à partir de l’hydrogène primordial à l’intérieur des étoiles. b) L’évolution des étoiles Lorsque s'amorce la combustion de l'hydrogène, chaque étoile possède une luminosité à peu près proportionnelle au cube de sa masse.. b1/ Les petites étoiles (